宇宙中核素的起源：核合成.doc

.宇宙中核素的起源：核合成* 国家自然科学基金（10173002）和国家重点基础研究专项基金（G2000077602）资助项目。徐仁新（北京大学物理学院，北京100871）摘要：综述了宇宙早期核和恒星合成过程，阐明了宇宙中各种类型核素的起源。关键词：核素；核合成；天体物理学The origin of nuclide in the universe: NucleosynthesisXu Renxin（School of Physics, Peking University, Beijing 100871）ABSTRACT: The nucleosynthesis processes of early universe as well as of stars are reviewed. The origin of nuclide in the universe is explained.Keywords: nuclide; nucleosynthesis; astrophysics“天体物理学”本质上属物理学科，它具有物理学研究的一般程序。它与一般物理学之间的主要区别只体现于获取实验事实的途径上。天体物理学有两大职能。首先，它能够让我们了解人类所处的宇观环境，这有益于建立正确的世界观。另一职能源于它的“物理”角色：检验、改善和发展物理学基本规律。本文将介绍的核素起源研究充分地体现了这两大职能：既让我们打破核素起源的神秘感，其中所涉及的宇宙或恒星若干物理过程又是难得的天体“实验室”。宇宙中的核素起源于核合成；主要有两个阶段。一、宇宙早期核合成过程，其主要产物是氢和氦；在天文学上将这两种元素称为轻元素，其它元素称为重元素。二、若干恒星核合成过程是重元素形成的主要场所。1宇宙的热力学演化与早期核合成按目前较普遍接受的信念（既“第一性原理”），基本相互作用具有破缺的局域规范对称性，失称的原因是真空对称性自发破缺。真空从对称态转变为失称态的过程称为真空相变。相变所释放出的巨大能量，是当今宇宙中物质和辐射的来源。极早期宇宙处于非常高温状态（温度T 1028K 1015GeV），存在大量能够导致重子数不守恒反应的重质量正反粒子对。由于存在C和CP破缺，并且宇宙处于非热平衡膨胀状态，当T降至1028K以下时，必将导致宇宙中正物质比反物质略多1010分之一左右。随着宇宙的膨胀、降温，正反物质最终湮灭成光子（即目前观测到的微波背景辐射）或中微子，未湮灭的“少量”正物质就是当今宇宙中的物质（如质子、中子、电子，等）。早期宇宙主要由夸克和轻子、光子等组成。在T 1GeV时发生强子化过程，形成质子、中子。它们处于p + e- n + ne，p + e n + e+，(1)的弱作用化学平衡中。中子、质子的数目比为，(2)其中Dm = mn-mp 1.3MeV。当T1MeV时（宇宙年龄t1s），弱作用率宇宙膨胀率；再向后，p、n间的弱作用平衡(1)破坏。故中子、质子的数目比将冻结于。(3)核合成的第一步是p+nD。由于高能光子裂变D，这时还不能合成D。只有当光子能量小于D的结合能2.23MeV时，D才不会被分裂。有两个因素影响D分裂：1，温度，2，重子与光子数密度之比h。实际的分析指出，当温度降至TD0.1MeV（t100s）时，才能大量合成D，进而通过D + D 3He + nD + D 3H + p3He + D 4He + n很快合成4He。考虑到100s内中子衰变，核合成时的比值要修正为nn/np1/7。在上述核合成过程中，初原料为p、n，终产物主要为4He以及剩余质子（1H）。由此可以得到4He的质量占总产物的比Y，。(4)这一结果与天文观测比较一致：目前宇宙中约1/4为4He，3/4为1H。这是宇宙早期核合成过程理论的成功之处。此外，该理论还能够较好的确定重子与光子数密度之比h和中微子代数目Nn。2 恒星内部的核燃烧过程由于质量数为5或8的核素极不稳定，在宇宙早期不能大量合成重元素。目前我们观测到重元素的合成，往往与若干恒星过程有关。2.1核燃烧的条件太阳为什么发光？ 太阳的基本参数为质量：= 21033 g，半径：= 71010 cm，光度：= 41033 erg/s。若认为发光的能量来源于引力能，EgG/ 41048 erg，太阳所能维持的发光时标（称为Kelvin-Helmholtz时标）tk Eg/3107年。然而古生物学家和地质学家发现地球已经存在46亿（109）年了，远大于tk。因此引力能不是太阳发光的主要来源。如果认为能量来源于热核反应，太阳的发光时标可达到1011年。以41H4He+2e+2ne反应为例，忽略中微子带走的能量，每四个氢核要放出Q = (4mp-ma)c2 = 4.310-5 erg 27 MeV的能量；平均每个氢核释放e = Q/4 1.110-5 erg的能量。所以，要维持发光，太阳每秒有 /e 3.61038个氢核发生聚变。因此太阳氢核聚变产能的时标为/(mp )1011年。恒星内部能够发生核聚变吗？ 据原子核的比结合能曲线知，轻核聚变或重核裂变都会释放能量。然而，原子核间存在的Coulomb势垒将阻碍轻核的聚变。让我们做一简单估计。质量数为A原子核的半径为rN = 1.2A1/3 fm；在距离小于rN的区域核力才起作用，而大于rN时以Coulomb作用为主。因此核电荷数为Z1、Z2，质量数为A1、A2的两个核之间的Coulomb势垒的高度为图1 核Coulomb势垒 MeV。(5)然而，两核的热运动动能 kT 8.610-11 T MeV；恒星中心温度只有107K。问题是：对于典型的具有一个太阳质量的恒星，其内部能发生显著的热核聚变反应吗？还以氢燃烧为例，Vc1MeVkT01keV。热能大于Vc的粒子所占百分比 exp-Vc/(kT) e-1000 510-435。每秒太阳内部氢核发生有效碰撞的次数 Nnvs 21063；其中总粒子数N/mp，n = N/(4p/3)，氢核运动速度v (2kT0/mp)1/2，碰撞截面s prN2。如果认为只有能量高于Vc的粒子才能碰撞后聚变，太阳每秒核反应的粒子数目10-435。似乎热核燃烧也不能提供太阳发光。实际上，微观粒子是存在波粒二象性的。考虑到氢核的波动性，会发生势垒贯穿效应。研究发现，只要粒子运动动能为Coulomb势垒的x倍，即 kT0 xVc，x(10-4, 210-4)，(6)这类核的燃烧过程就能在恒星内部大规模地出现。(6)式可以用来定某种核的点火温度。从这里看到，如果不考虑量子效应，我们甚至不能理会太阳为什么发光。质量越大的恒星核燃烧越充分 质量越大的恒星中心温度越高；所以为核聚变而能够克服的Coulomb势垒Vc也就越高。核电荷数Z A/2，由(5)式，Vc A5/3。因此，只有在质量大的恒星内部才能发生原子序数较高元素的核合成；即：质量越大的恒星核燃烧越充分。2.2比铁轻元素的核合成过程图2 质子-质子（pp）链氢燃烧 终产物为4He。主要有两种方式：pp链和CNO循环。太阳内部以pp链为主。氦燃烧 两个4He核聚变成的8Be的原子核极不稳定，若在它衰变之前幸好与另外一个4He核融合，就能合成12C。这个过程又称为3a反应。因燃烧过程时标相对于氢燃烧而言较短，氢燃烧过程被称为氦闪。更高级核燃烧 质量是太阳质量8倍以上的恒星可以依原子序数从小到大而燃烧，直至Si燃烧后形成Fe。一个可能的依次燃烧过程示于下表。表1 恒星处于不同核燃烧阶段的特征参数HHeCNOSi时标7106年5105年600年1年6月1天温度(109K)0.060.230.931.72.34.1释能90% 10%太阳中微子问题 太阳的产能主要是通过pp链燃烧氢，它所释放的中微子流量原则上依据粒子物理中中微子的性质和天体物理中建立的太阳内部结构模型而计算出来。图中画出了各种能产生中微子的核反应所放出的中微子流量。目前已经有放射性化学方法或电子-中微子散射方法以不同的阈能测量了太阳中微子流量，所得到的结果都比标准理论预言值低。这就是著名的太阳中微子问题。最近的研究认为该问题用中微子振荡机制解决，这个机制要求中微子的静质量非零。2.3比铁重元素的核合成过程当恒星中心合成铁族元素后，进一步的核聚变是吸热的；这必将破坏恒星的引力平衡。所以，类似于前面介绍的核燃烧方式合成比铁重核素是不可能的。在实际的大质量演化晚期的恒星内部，在温度上升到铁族元素核聚变之前所发生的电子俘获和光致核裂变等过程就已经导致中心的塌缩了。不过，由于恒星内部或超新星爆发时存在一定速度运动的质子和中子，当重核俘获这些质子或中子后还是能够合成比铁重的元素的。中子俘获 通过俘获中子可以合成一些丰中子核，它们的多级衰变产生较稳定的重元素。若中子流量低，俘获中子的速率比产物的b衰变要慢；人们将这种情况下的中子俘获过程称为s（slow）过程。反之，高中子流量下中子俘获率快于产物b衰变率；称为r（rapid）过程。质子俘获 俘获质子能够合成丰质子核。因质子带电，只有当质子动能足够大时才能进行有效的核反应；在这种情况下往往质子流量也比较大（注意：氢是宇宙中最丰富的元素），质子俘获率比产物b衰变率快。故称为rp过程，也有称p（proton）过程。关于中子、质子俘获所发生的天体物理环境，目前尚未定论。一般认为在恒星处于氦燃烧阶段时，反应过程可以释放少量中子；这将导致s过程的发生。而高流量的中子、质子流很可能与某些爆发性的天体物理过程（如超新星爆发、白矮星或中子吸积星表面吸积一定物质而发生的剧烈核燃烧，等）有关；这些爆发过程也许是r、rp过程的场所。3结束语从上面的讨论发